Трое учёных из Института астрофизики им. Макса Планка (Германия) и Брюссельского свободного университета (Бельгия) смоделировали объединения двойных нейтронных звёзд и выяснили, какую роль они играют в нуклеосинтезе — естественном образовании атомных ядер (нуклидов).
Стоит сразу напомнить, что элементы тяжелее железа, наблюдаемые в звёздах и Солнечной системе, рождаются в реакциях захвата нейтронов, причём специалисты традиционно выделяют быстрый (rapid, r) и медленный (slow, s) процессы захвата. В случае r-процесса, ответственного за образование примерно половины стабильных нуклидов с массовым числом А, превышающим 60, скорость захвата нейтронов должна превосходить скорость β-распада. Ядра, первоначально формирующиеся в r-процессе, сильно «перегружены» нейтронами, и в результате последовательных β–-распадов они начинают превращаться в ядра, имеющие бóльшую стабильность. Помещённое ниже видео даёт возможность проследить за этими изменениями: каждый акт β–-распада приближает ядро к соотношению числа нейтронов и протонов, характерному для ядра, стабильного по отношению к β-распаду, и при неизменном массовом числе даёт увеличение заряда Z на единицу.
Принято считать, что высокие концентрации нейтронов, необходимые для r-процесса, создаются при вспышках сверхновых. Последние плохо поддаются моделированию, и авторы решили рассмотреть более простой вариант — слияние двойных нейтронных звёзд, в ходе которого небольшая часть их вещества выбрасывается в пространство и может превращаться в очаг нуклеосинтеза.
Распределение вещества, выброшенного в симметричном (слева) и асимметричном случаях, по плотности. Плотность ρs равна 2,6•1014 г/см3. (Иллюстрация из Astrophysical Journal Letters.)
Для моделирования были выбраны симметричная (массы обоих компаньонов равны 1,35 солнечной) и асимметричная (1,2 + 1,5 солнечной массы) двойные системы. Как показали расчёты, в первом случае при объединении гравитационно не связанным становится вещество массой около 3•10–3 солнечной, а асимметричная система «выталкивает» в два раза бóльшую массу. Львиную долю выброса составляют частицы из глубоких слоёв нижней коры звёзд.
Полученное в модельном нуклеосинтезе распределение ядер повторяет график, построенный по результатам исследования Солнечной системы, в области A > 140. По мнению авторов, количество ядер с A < 140="" также="" может="" соответствовать="" наблюдаемому,="" но="" для="" этого="" пришлось="" бы="" увеличить="" долю="" частиц="" верхней="" коры="" звёзд="" в="" выбросе.="">
Окончательные результаты нуклеосинтеза в симметричном (выделен красным) и асимметричном (обозначен синим) случаях. Чёрным показано характерное для Солнечной системы распределение ядер, синтезируемых в r-процессе. (Иллюстрация из Astrophysical Journal Letters.)
Интересно, что одно слияние давало ~(3–5)•10–5 солнечной массы 151,153Eu — элемента, в образовании которого r-процесс играет определяющую роль. При частоте объединений, равной ~(2–3)•10–5событий в год и хорошо согласующейся с последними оценками, слияния двойных нейтронных звёзд объясняли бы происхождение всего европия в Галактике. Следовательно, изученный астрофизиками механизм должен быть одним из основных поставщиков тяжёлых нуклидов с A > 140, рождающихся в r-процессе.
Изменение содержания элементов с разными зарядами ядра Z и числом нейтронов N в веществе, которое выбрасывают объединяющиеся нейтронные звёзды, при захвате нейтронов и последующих β-распадах. Синим показаны наиболее распространённые ядра, красным — наименее распространённые:
Источник